SI-yksiköt | watti (W) |
---|---|
Muut yksiköt | Auringon kirkkaus : |
Ulottuvuus | M · L 2 · T -3 |
Luonto | Koko skalaari laaja |
Tavallinen symboli | |
Linkki muihin kokoihin |
In tähtitiede , kirkkaus on energian kokonaismäärä lähetetyn aikayksikössä (jäljempänä energian virtausta ), jonka tähden, galaksi, tai mikä tahansa muu celestial esinettä . Se ilmaistaan käytännössä auringon kirkkaudessa ( = 3,827 5 × 10 26 W ). Valovirta , joka lisää erityisesti mittaa näkyvän valon emissiota, voidaan ilmaista myös on logaritmisella asteikolla , jonka absoluuttinen suuruus .
In tähtitiede , se edustaa kokonaismäärä säteilemän energian (alalla elektromagnetismin ) aikayksikköä kohden, jonka tähden . Siksi se edustaa tähden todellista kirkkautta eikä etäisyydestä riippuvaa näennäistä kirkkautta. Se on mitat tehon ja ilmaistaan kansainvälisen mittayksikköjärjestelmän vuonna Watts . Perinteiden mukaan se kuitenkin usein tähtitieteessä ilmaistaan cgs-järjestelmässä , toisin sanoen erg sekunnissa, muunnos tapahtuu kaavan mukaan:
.Kirkkauden ilmaiseminen SI- tai cgs-yksiköissä ei kuitenkaan ole systemaattista. Kirkkaus voidaan siten ilmaista aurinkoenergian yksikköinä , jotta vältetään suurten lukujen käsittely (tähden tyypillinen kirkkaus on luokkaa kuin aurinko, eli 4 × 10 26 W). Sitten huomaamme
,On numeerinen vakio ja symboli auringon valon.
Kun kirkkauden määritelmä on rajoitettu sähkömagneettisen spektrin tiettyyn alueeseen , kuten näkyvään alueeseen tai infrapunaan , kirkkaus ilmaistaan usein absoluuttisella suuruudella , mikä on vastakohta kirkkauden tähden ja kirkkauden suhteen logaritmille . vertailutähden kirkkaus. Tämä kummallinen yleissopimus (tähti on valoteho sitäkin suurempi, koska sen suuruus on heikko) johtuu historiallisista syistä, ja pyrkimys toteuttaa modernia muotoilua luokittelun tekemät tähtitieteilijät on antiikin Kreikan tähtien suhteen " voimakkuuden ", kirkkaimpien tähtien sanotaan olevan ensimmäisen ja vähemmän kirkkaat viidennen suuruuden.
Tähän pintalämpötilan ( T ), säteen ( R ) ja kirkkauden ( L ) välillä on suhde.
,σ on Stefan-Boltzmann-vakio . Tähden kirkkaus tunnetaan, kun sen kirkkaus maasta nähden ( näennäinen suuruus ) sekä etäisyys tiedetään . Lämpötila on periaatteessa mitattavissa spektroskopialla . Tämä suhde mahdollistaa siten tähden säteen määrittämisen. Historiallisesti tämä suhde on esimerkiksi mahdollistanut hyvin kompaktien tähtien (ja siksi niiden lämpötilan suhteen hyvin vähän valaisevien) tähtien, kuten valkoisten kääpiöiden, säteen määrittämisen . Tätä menetelmää voidaan käyttää myös röntgensäteilykentässä paljon kuumempien ja kompaktimpien tähtien, kuten neutronitähtien , säteen määrittämiseen , jolloin niiden rakennetta voidaan rajoittaa asettamalla rajoituksia niiden massan ja säteen väliseen suhteeseen mikä antaa näin ollen viitteitä näiden kohteiden tilayhtälöstä .
Tähtien fysiikan alalla on usein mielenkiintoista sijoittaa tähti kaavioon, joka antaa sen kirkkauden lämpötilan funktiona. Tähden sijainti tällaisessa kuvaajassa, nimeltään Hertzsprung-Russell-kaavio, mahdollistaa havaitun tähtityypin ja sen evoluutiovaiheen määrittämisen. Esimerkiksi tämän kaavion kautta valkoiset kääpiöt on luokiteltu hyvin erityiseksi tähtiluokaksi, paljon vähemmän valaiseviksi kuin tavalliset saman lämpötilan tähdet. Voimme siis erottaa tämän kuvaajan tähdet tunnetaan ja pääjakson (jonka energia tuloksia ydinfuusion on vety osaksi heliumia ) ja ne haaran punainen jättiläisiä , jotka ovat pitemmälle, kun sydän tuottaa ja hiili tai muita raskaampia alkuaineita heliumista.
Riippumatta tähteen pinnan kirkkaudesta termisessä tasapainossa , jonka määrittelee suhde , voidaan määritellä minkä tahansa fyysisen prosessin kirkkaus määrittämällä sen säteilemän energiamäärä ja tämä sähkömagneettisen kentän sisään tai ulos. . Niinpä tarvittaessa:
Tähden tavallinen kirkkaus ei ole astrofysiikan energisin prosessi. Esimerkiksi PSR B0531 + 21: n (taskurapupulssi) hidastusenergiapulsarien kirkkaus on 200 000 kertaa suurempi kuin auringon kirkkaus . Pääasiassa röntgensädealueella säteilevä akkumulaation kirkkaus saavuttaa helposti 10 31 W: n eli useita kymmeniä tuhansia kertoja Auringon kirkkauden. Massiivisen tähden neutriinin kirkkaus eliniän lopussa on paljon suurempi kuin sen sähkömagneettinen kirkkaus, koska tähtienergian tuottavat ydinreaktiot tuottavat paljon enemmän neutriinejä kuin sähkömagneettista säteilyä. Esimerkiksi piin polttovaiheessa 20 aurinkomassan tähdessä sähkömagneettisen kirkkauden arvioidaan olevan 4,4 × 10 31 W (noin 100 000 aurinkovoiman kirkkautta), kun taas neutriinin kirkkaus saavuttaa 3,3 × 10 38 W, lähes 10 miljoonaa kertaa tähden sähkömagneettinen kirkkaus. Supernova- vaiheen aloittavan massiivisen tähden sydämen räjähdyksen aikana neutriinin kirkkaus saavuttaa 10 45 W.Lopuksi tapahtumat, jotka aiheuttavat maailmankaikkeuden kaikkein väkivaltaisimman energian vapautumisen, vastaavat kahden neutronitähden tai mustan fuusiota. saman massan reiät, joiden gravitaatiovoimakkuus lähestyy Planckin kirkkautta eli noin 10 52 W.